Departamento de Astronomía 3 Octubre Clasificación Espectral: Secchi y Pickering.

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1 UNIVERSIDAD DE CHILE Curso EH2802 Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas Prof. José Maza Sancho Departamento de Astronomía 3 Octubre Clasificación Espectral: Secchi y Pickering Angelo Secchi ( ): En 1860 Kirchhoff había identificado Sodio, Calcio, Magnesio, Hierro, Cromo, Níquel, Bario, Cobre y Zinc en el espectro solar; había nacido la astrofísica. El pronóstico del positivista Comte había sido destrozado. Kirchhoff y Bunsen descubrieron el Cesio en 1861 y el Rubidio en 1862, a partir de su identificación espectral. El trabajo en el laboratorio de la gran pareja de científicos alemanes seguía dando frutos. Ahora había que clasificar y catalogar las estrellas; ese fue el trabajo que emprendió el jesuita Angelo Secchi. Los grandes descubrimientos de Bunsen y Kirchhoff fueron aplicados a las observaciones astronómicas, por primera vez, por Angelo Secchi ( ). Astrónomo jesuita del Colegio Romano en Roma. Secchi nació en Italia, en Regio Emilia, en el norte, el 18 de Junio de Entró a la orden de los jesuitas en En 1847 fue ordenado sacerdote. En 1848 con la revolución romana que expulsó a los jesuitas tuvo que abandonar Roma. Viajó a Inglaterra y luego zarpó desde Liverpool para los Estados Unidos. Se estableció en Georgetown cerca de Washington, en el Distrito de Columbia. En la Universidad de Georgetown terminó sus estudios de Teología, obteniendo su doctorado. Ingresó a la Universidad como profesor de física. Su estadía en Georgetown fue más corta de lo esperado cuando el general francés Oudinot puso fin a la revolución en Roma. Secchi partió de regreso a Inglaterra en 1849 y luego en 1850 asumió la dirección del Observatorio de Colegio Romano. Secchi adquirió un ecuatorial Merz de 24 cm de apertura y 435 cm de distancia focal, un excelente instrumento para su época (Merz era el continuador de Fraunhofer en Alemania). Secchi murió en Roma tras una penosa enfermedad el 26 de Febrero de Entre 1863 y 1867, antes de la introducción de la fotografía en astronomía, observó visualmente el espectro de estrellas. Para ello utilizó un prisma delante del objetivo de su refractor, técnica propuesta por el propio Fraunhofer. Secchi examinó un 1

2 gran número de las estrellas accesibles con su equipo instrumental. En 1868 propuso un esquema de clasificación estelar en el cual la mayoría de las estrellas pueden ser agrupadas en 4 grandes tipos: I.- Tipo Sirio. Estrellas azules o blancas con 4 líneas de Hidrógeno: una en el rojo, otra en el verde y dos en el azul-violeta. Se observan además unas pocas líneas débiles. II.- Tipo Solar (Arturo, Capela y el Sol). Estrellas amarillas con muchas líneas angostas como el espectro de Fraunhofer. Líneas del Hidrógeno, metales ionizados y metales neutros. III.- Estrellas Naranjas y Rojas (Betelguese y Antares). Espectros con bandas anchas, que se superponen en un espectro que se hace más débil hacia el azul. IV.- Estrellas Rojas, parecidas a las de tipo 3 pero casi sin luz en el azul. Tienen bandas oscuras, diferentes a las de tipo 3. Muestran bandas que se debilitan hacia el violeta. Son muy poco abundantes. La mayoría de ellas son lo que hoy se conoce como estrellas de Carbono. 2

3 Secchi se dio cuenta que su secuencia tenía relación con la temperatura pero no indagó mayormente en la composición química de las estrellas. En resumen la secuencia de espectros estelares de Secchi contiene tres grandes grupos: estrellas blancas-azules [de altas temperaturas fostosféricas], tipo Sirio, estrellas amarillas, tipo Sol [de temperaturas fostosféricas intermedias], y estrellas rojas, tipo Aldebarán y Betelgeuse [de bajas temperaturas fostoeféricas]. Las de tipo IV de Secchi son muy escasas. El gran trabajo de Secchi abrió el camino que sería recorrido en las siguientes décadas tanto en Europa (Lockyer y Vogel) como en los Estados Unidos (grupo de Harvard) William Huggins ( ): William Huggins nació en Londres el 7 de Febrero de Estudió en la Universidad de Cambridge pero abandonó los estudios para administrar el negocio familiar de telas y pieles. A los 32 años liquidó el negocio familiar y dedicó su vida al estudio. Su interés principal era la óptica y dudó entre la astronomía y la fisiología. Finalmente Huggins cambió el estudio de la fisiología por el del cielo. En 1856 estableció un observatorio privado en Tulse Hill, al sur de Londres. En 1858 compró un refractor de 8 pulgadas (20 centímetros) de Alvan Clark en Estados Unidos. Huggins buscaba una nueva manera de mirar el cielo cuando se enteró del descubrimiento de Kirchhoff. De inmediato reconoció sus posibilidades para la 3

4 astronomía sideral. El desciframiento de la líneas fraunhoferianas escribió más tarde es la llave que abrirá al hombre una puerta que se creyó clausurada para siempre. William Huggins transformó su telescopio en una extensión de su laboratorio donde observaba y catalogaba las líneas espectrales de las más diversas sustancia que podía conseguir para su laboratorio, repitiendo las observaciones hechas por Bunsen y Kirchhoff. En 1863 estudió los espectros de las estrellas brillantes Betelgeuse y Aldebarán. Comprobó que en ambas había Sodio, Hierro y Calcio. En 1864 descubrió el espectro de líneas de emisión de la nebulosa planetaria de la constelación de Draco (el Dragón). Descubrió tres líneas brillantes, una de las cuales corresponde al Hidrógeno [las otras dos líneas no se las pudo identificar en el laboratorio y se las atribuyó a un elemento hipotético que llamaron Nebulio ; muchos años después se demostró que se trata de líneas del Oxígeno dos veces ionizado en condiciones de extrema baja densidad]. Huggins se convenció que se trataba de una nebulosa gaseosa. La controversia acerca de la naturaleza de las nebulosas, en la cual Herschel había aportado mucho, quedaba ahora resuelta: algunas nebulosas eran irresolubles, de naturaleza gaseosa; sus espectros lo mostraban de una manera irrefutable. Huggins encontró líneas de hidrocarburos en las atmósferas planetarias. También observó espectros de cometas. En estos bellos astros el italiano Giovanni Battista Donati ( ) se le adelantó, pues fue el primero en estudiar espectros de cometas: en 1864 estudió el cometa 1864b. Descubrió en él tres líneas de emisión que cuatro años más tarde fueron identificadas por Huggins como pertenecientes al Carbono. La más notable hazaña de Huggins en sus estudios espectroscópicos fue la de medir la velocidad radial de una estrella. A continuación veremos la tremenda dificultad técnica que la medición conlleva y lo bien que Huggins lo resolvió. Christian Doppler ( ), físico austríaco, descubrió en 1842 que la altura de una nota musical (su frecuencia) se altera según el movimiento relativo entre el observador y la fuente. El sonido que se percibe de una fuente que se acerca tiene un tono más alto (mayor frecuencia y por ello menor longitud de onda). Lo inverso ocurre cuando una fuente se aleja del observador: el sonido baja (menor frecuencia lo que corresponde a mayor longitud de onda). Doppler pensó que esto también se aplicaba a la luz. 4

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6 El físico francés Armand Hippolyte Louis Fizeau ( ) en 1848 señaló que las rayas oscuras de Fraunhofer podrían servir de marcas fiduciales para ver desplazamientos al rojo o al azul y con ello determinar velocidades relativas. Efecto Doppler relativista: Δλ λ! = v c = z 1+ z = λ λ o = 1+ v /c 1 v /c Si v/c 1 entonces z v/c z 0,001 0,001 0,1 0,105 0,5 0,732 0,6 1,000 0,7 1,380 0,8 2,000 0,85 2,512 0,86 2,645 0,87 2,793 0,88 2,958 0,89 3,145 0,90 3,359 0,91 3,607 0,92 3,899 0,93 4,251 0,94 4,686 0,95 5,245 0,96 6,000 0,97 7,103 El cuasar más distante que se conoce hoy en el Universo tiene un corrimiento al rojo de 7,085 equivalente a v/c 97,0%. La galaxia más distante tiene un corrimiento mayor que 8, que corresponde a 97,5% William Huggins en 1868 midió la velocidad radial de Sirio, determinando 47 km/seg Si v = 47 km/seg cuánto es Δ λ? 6

7 Para la línea H alfa de la serie de Balmer del Hidrógeno su longitud de onda en reposo es de Angstroms Δλ 6563 = Δλ = 6563*0,00016 Δλ = 1A Con un espectroscopio es muy difícil medir, con el ojo, un desplazamiento de esa cuantía, por ello grande es el mérito del laborioso Huggins. Un espectroscopio normalmente tiene una dispersión en el rojo menor a 100 Angstrom/mm por lo cual el desplazamiento de 1 Angstrom es igual o menor a 10 micras en el foco del espectroscopio. La espectroscopía estelar tuvo un gran impulso con la introducción de la placa fotográfica en astronomía. Por primera vez los astrónomos dispusieron de un medio objetivo para registrar el cielo. El espectro de una estrella es fotografiado con una dispersión de 5 a 10 micras por Angstrom. Ahí se puede medir un conjunto de líneas, cada una con una precisión de una pocas micras y se logra determinar velocidades radiales, con errores de unos pocos kilómetros por segundo. Los espectrógrafos deben ser muy bien diseñados para que se puedan lograr altas precisiones en las mediciones de longitudes de onda. Foto izquierda: William Huggins; a la derecha, Norman Lockyer 7

8 El astrónomo inglés Joseph Norman Lockyer ( ), en 1887 amplía la clasificación de Secchi. El alemán Herman Vogel ( ) mejoró las ideas de Lockyer en 1894 introduciendo la noción de evolución estelar. Lockyer en 1868 observó el espectro de una protuberancia del Sol. Ese mismo año observó la cromósfera solar y vio una línea de absorción que no correspondía a ningún elemento terrestre; lo llamó Helio. Lockyer no fue el primero en observar la línea del Helio en 5876 Angstrom. El 18 de Agosto de 1868 el astrónomo francés Pierre Janssen ( ), la observó en un eclipse solar en Guntur, India. El 20 de Octubre del mismo año la observó Lockyer, proponiendo el nombre de Helio para el elemento químico que producía la línea observada, cercana a las líneas D1 y D2 del Sodio. El 26 de Marzo de 1895 el químico escocés William Ramsay ( ) descubre el Helio en la Tierra. Grande es la proeza de Lockyer que no sólo verificó la química del Sol sino que descubrió un nuevo elemento químico en la atmósfera del astro rey. Esto condenó aún más al poco visionario Comte. Los astrónomos franceses Charles Wolf ( ) y Georges Rayet ( ), en 1867, descubrieron un tipo especial de estrellas, con espectros muy azules y con líneas de emisión. Esta estrellas se conocen hasta hoy como estrellas Wolf-Rayet, o estrellas WR. Las líneas de las estrellas Wolf-Rayet son anchas. Las primeras ideas evolutivas hablaban de un enfriamiento progresivo de las estrellas. Lockyer propuso una teoría donde las estrellas nacen frías, se condensan con lo cual se calientan para luego irse enfriando Clasificación de Harvard: En 1871 Henry Draper ( ) introduce la fotografía al estudio del cielo y a la espectroscopía. A la muerte de Henry Draper, acaudalado médico en Nueva York, en 1882, su viuda donó dinero a la Universidad de Harvard para que se continuara con la obra de su marido. Estos estudios los continuó y amplió Edward Charles Pickering ( ) en la Universidad de Harvard. Agregó a la fotografía el uso del prisma objetivo (prisma delgado, de un ángulo de unos pocos grados, del tamaño del objetivo del telescopio y que se pone delante de él). Inició una clasificación espectroscópica de estrellas basada en fotografías. Contó con la colaboración de Williamina P. Fleming ( ), Antonia Maury ( ) y Annie Jump Cannon ( ). 8

9 El trabajo de Harvard en espectros estelares se plasmó en el Henry Draper Catalogue, publicado entre 1918 y 1924 contiene estrellas; esta obra es un mérito de la tenacidad de Annie Cannon. Inicialmente Williamina Fleming introdujo 15 tipos espectrales en reemplazo de los 4 de Secchi. Fueron designados por las letras del alfabeto: A, B, C, D, E, F,..., O, omitiendo la J pero agregando la Q para clasificar las estrellas peculiares. Este primer intento fue publicado en 1890 como el volumen 27 de los Anales de Harvard. Al ordenar las líneas de modo que su intensidad fuese cambiando suavemente de un tipo a otro, se vio que el orden debía ser alterado. Este nuevo esquema, basado en el anterior, lo llevó a cabo Annie Cannon, contratada por Pickering en Eliminó, por innecesarios, varios tipos de Williamina Fleming y los re-ordenó. Los tipos espectrales, cuando se ordenaron por temperatura decreciente, resultaron: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S (Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now Sweetheart; este versito nemotécnico se debe a Russell, gran astrónomo norteamericano de comienzos del siglo XX). Las estrellas de tipo A, que son las que presentan la serie de Balmer con mayor intensidad, no son las más calientes, siendo superadas por las tipo B y éstas a su vez por las de tipo O. 9

10 Los tipos R, N y S son estrellas muy frías, con peculiaridades; en verdad constituyen una variante de las estrellas de tipo M. Se puede decir que los actuales tipos espectrales empiezan en las estrellas O, con temperaturas fotosféricas de K, y termina en las M con temperaturas de K. Las estrellas Wolf-Rayet son muy similares a las estrellas O (en cuanto a temperatura) pero tienen líneas de emisión. La secuencia de tipos espectrales podemos ponerla finalmente como (WR), O, B, A, F, G, K, M (R, N, S). Los tipos espectrales representan una secuencia de temperatura fotosférica de las estrellas. 10

11 Cada tipo espectral se divide en 10 sub-clases: A0, A1, A2, A3,..., A9 El Sol en la clasificación actual es una estrella de tipo G2. Antonia Maury, sobrina de Henry Draper, educada en física y astronomía, propuso un sistema de clasificación espectral distinto que no tuvo aceptación, basado en 24 tipos espectrales. Ella notó además que algunas estrellas azules tenían líneas de absorción de diferentes anchos; llamó a a las de líneas anchas, b a las muy anchas y c a las de líneas angostas. Posteriormente se ha comprobado que el ancho de las líneas tiene relación con la gravedad superficial de la estrellas, que a su vez determina la densidad de la fotósfera de las estrellas. En las estrellas pequeñas el efecto Stark ensancha las líneas mientras en las estrellas gigantes, de menor densidad el efecto Stark está casi ausente y por ello las líneas son más delgadas. 11

12 En 1905 el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung ( ) notó que entre las estrellas rojas había algunas muy brillantes y otras muy poco luminosas; el las llamó respectivamente estrellas gigantes y estrellas enanas. La luminosidad de una estrella (su brillo intrínseco) depende de su radio y de su temperatura superficial mediante la fórmula: L = 4πR 2 σt 4 12

13 Dos estrellas, si tienen la misma temperatura, tienen luminosidades proporcionales al cuadrado de sus radios. Entre las estrellas luminosas de Hertzsprung y las poco luminosas hay un factor 10 4 en brillo por lo tanto sus radio deben diferir en un factor de 100. En 1913 el astrónomo norteamericano Henry Norris Russell ( ) graficó la luminosidad intrínseca de las estrellas versus el tipo espectral de Harvard y se dio cuenta que la mayoría de las estrellas se ubican en el diagrama en una franja diagonal que va desde las más luminosas de tipo O y B hasta las menos luminosas de tipo M. Una pocas estrellas se ubican en la parte superior del diagrama, que corresponde a estrellas muy luminosas; ellas son, entre otras, las estrellas gigantes de Hertzsprung. Las otras son las enanas. Las estrellas que Antonia Maury les puso una c resultan ser estrellas súper gigantes, estrellas que están por encima de las gigantes de Hertzsprung. 13

14 La clasificación espectral de Antonia Maury, rechazada por Pickering, contiene los elementos de lo que en el siglo XX serían las clases de luminosidad de las estrellas. El diagrama de luminosidades absolutas y tipos espectrales o magnitudes absolutas y color, se conoce como diagrama de Hertzsprung-Russell, o simplemente diagrama H-R. Ha resultado ser una excelente herramienta para analizar las propiedades globales de poblaciones estelares. Las primeras ideas acerca de la evolución de las estrellas, adelantadas por Lockyer y Vogel en Alemania, donde se creía que las estrellas jóvenes eran calientes y las estrellas frías eran viejas, han resultado ser erróneas. Sin embargo el diagrama de Hertzsprung-Russell ha permitido comprender la evolución de las estrellas de diferentes masas. Las estrellas, al nacer son azules o rojas dependiendo de su masa: las estrellas masivas son azules, las de baja masa son rojas. La evolución posterior de las estrellas las transforma en gigantes rojas y todas terminan como un remanente compacto: una enana blanca en el caso del Sol y estrellas de masas menores que el Sol; una estrella de neutrones para progenitores de masas intermedias y un hoyo negro para estrellas masivas. 14

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16 Bibliografía: Annals of the New York Academy of Sciences, Volume 395, Symposium on The Orion Nebula, to Honor Henry Draper, A.E. Glassgold, P.J. Huggins, and E.L. Shucking, (Eds.), 1982 [QB855 S989]. Berry, A. A Short History of Astronomy, Dover, N. York, 1961; pp Crowe, M.J. Modern Theories of the Universe, from Herschel to Hubble, Dover, N. York, Papp, D. Y Babini, J. Panorama General de la Historia de la Ciencia, Vol. X; B. Aires, 1964; pp Pannekoek, A. A History of Astronomy, Dover, N. York, The Cambridge Concise History of Astronomy, M. Hoskin (Ed.), Cambridge University Press, Cambridge,